Die Evolution der Galaxien

Blicken wir in einer dunklen, klaren Sommernacht (wie sie in Deutschland eher selten vorkommt) zum Himmel, dann sehen wir, wie sich über den gesamten Horizont das schimmernde Band der Milchstraße erstreckt. Das ist unsere Heimat im Universum – eine Galaxie aus ungefähr einhundert Milliarden Sternen.

Text: Reinhard Genzel

Wie in den meisten anderen Scheiben- oder Spiralgalaxien befinden sich diese Sterne, die ungefähr die Masse der Sonne oder etwas weniger aufweisen, überwiegend in einer ziemlich dünnen, rotierenden Scheibe mit einem Durchmesser von 60.000 Lichtjahren. Jedes Jahr entstehen in dieser Scheibe aus dem Gravitationskollaps dichter interstellarer Gaswolken zwei bis drei neue Sterne, weshalb unsere Milchstraße als „aktiv sternbildend“ gilt. Im Zentrum der Scheibe befindet sich eine kugelförmige Konzentration überwiegend alter Sterne („Bulge“, Beule), in deren Mitte ein massereiches Schwarzes Loch mit etwa vier Millionen Sonnenmassen steckt. Diese Struktur ist für die meisten anderen Scheibengalaxien ebenfalls typisch, auch wenn sich Massen, Größen und das Verhältnis von Beule zu Scheibe stark unterscheiden.

Scheibengalaxien machen den überwiegenden Teil der massereichen, Sterne bildenden Galaxien im gegenwärtigen Universum aus. Daneben gibt es zahlreiche amorphe, irreguläre Systeme, die typischerweise eine geringere Masse haben, sowie eine ganze zweite Klasse von Galaxien: massereiche, sphäroide oder elliptische Galaxien mit derzeit geringer Sternenbildung. Doch obwohl Galaxien die auffälligsten „Inseluniversen“ aus lichtemittierenden Sternen sind, befindet sich der größte Teil der normalen, baryonischen Materie in Form von sehr heißem, intergalaktischem Plasma außerhalb der Galaxien. Die baryonische Materie ist ihrerseits nur für 20 Prozent des Materiegehalts im Universum verantwortlich; der Rest, so glaubt man, entfällt auf „Dunkle Materie“, die nur bzw. im Wesentlichen durch ihre Schwerkraft in Erscheinung tritt. Gemeinhin wird angenommen, dass die Dunkle Materie in Gestalt eines schweren, noch nicht identifizierten subatomaren Teilchens auftritt.

Seit man vor ungefähr einem Jahrhundert die Galaxien als Bausteine des stellaren extragalaktischen Universums entdeckt hat, stellen sich den Berufsastronomen ebenso wie der interessierten Öffentlichkeit vor allem folgende Fragen: Wie und wann haben sich die Galaxien gebildet? Wie haben sie sich entwickelt? Warum gibt es Sterne bildende Scheiben neben massereichen „toten“ Kugeln? Zwar haben wir bis heute auf diese Fragen nur lückenhafte, unvollständige Antworten gefunden, doch in den letzten beiden Jahrzehnten wurden große Fortschritte erzielt. Forscher der Max- Planck-Institute für extraterrestrische Physik, für Astrophysik und für Astronomie haben zu diesen Fortschritten erhebliche, in manchen Fällen entscheidende Beiträge geleistet, sowohl durch experimentelle Arbeit und Beobachtung als auch durch Theorien, numerische Simulationen und Modellierung.

Grundkonzepte

Präzisionsmessungen der kosmischen Hintergrundstrahlung und der Großstruktur von Galaxienverteilungen einerseits sowie sehr große Computersimulationen andererseits haben uns im „Modell der Kalten Dunklen Materie“ ein erstes grundlegendes Verständnis der Entstehung von Galaxien vermittelt. Örtliche Konzentrationen von Dunkler Materie („Halos“), durch die eigene Schwerkraft im Substrat des expandierenden Universums kollabiert, markierten die Positionen baryonischer Galaxien, die sich in ihren Kernen bildeten.

Man nimmt an, dass diese örtlichen, überdichten Massen als Quantenfluktuationen bereits in den frühesten Phasen nach dem Urknall aufgetreten sind. Bahnbrechende theoretische Arbeiten der vergangenen drei Jahrzehnte, die von Simon White und seinen Kollegen am Max-Planck-Institut für Astrophysik durchgeführt wurden, deuten darauf hin, dass baryonisches Gas in diesen Halos aus Dunkler Materie beim Halo-Kollaps nach innen getrieben wurde und sich in Strukturen galaktischer und subgalaktischer Ausmaße konzentrierte.

Da diese baryonischen Gaskonzentrationen anfangs einen gewissen Drehimpuls hatten, konnte die baryonische Materie anfangs nicht weiter als bis auf ein Zehntel der Größe der Dunkelmaterie-Halos zusammenstürzen, in denen die Protogalaxien zentrifugal gestützte Scheiben von ungefähr der Größe heutiger Galaxien bilden sollten. Alle numerischen Simulationen der Bildung großer Strukturen wie die von Simon White und Volker Springel am MPA durchgeführte „Millennium-Simulation“ führten zu der Erkenntnis, dass sich großskalige Strukturen hierarchisch aus kleineren Strukturen und Massen hin zu größeren aufbauen. Aus dem Blickwinkel einer Galaxie bedeutet dies, dass eine Babygalaxie im Lauf der Zeit heranwächst, durch aus dem „kosmischen Netz“ gespeiste Gasströme und gelegentlich durch mit diesem Strom herangeführte kleinere Galaxien bzw. Halos (so genannte „Minor Merger“). Eher selten (etwa alle drei Milliarden Jahre bei einer massereichen Galaxie) kam es auch zu einem hochgradig dissipativen „Major Merger“, an dessen Ende zwei Scheibengalaxien dauerhaft in eine größere Kugelgalaxie umgewandelt wurden.

Zeitreisen in die Vergangenheit

Anders als die Physik kann die Astronomie zeitliche Entwicklungen nicht durch aktive Experimente oder Einzelerfahrungen rekonstruieren; hierin gleicht sie der Evolutionsbiologie. Die Astronomie stützt sich bei der Bestimmung von Entwicklungen auf die Verteilungsfunktionen von Populationen und auf archäologische, heute noch vorhandene Nachweise vergangener Ereignisse, wie beispielsweise die Eigenschaften sehr alter Sterne oder die großräumige Struktur des Universums. Glücklicherweise können Astronomen dank der endlichen Lichtgeschwindigkeit und der enormen Größe unseres Universums außerdem Zeitreisen in die Vergangenheit unternehmen, indem sie die schwachen Signale sehr weit entfernter Galaxien nutzen, um mit großen Teleskopen Galaxien von der Masse der Milchstraße zu einer Zeit zu beobachten, als diese noch jung und in der Entstehung begriffen waren. Dieser Beitrag gibt Auskunft darüber, was wir bei diesen Zeitreisen gelernt haben.

Kosmologische, in die Vergangenheit blickende Studien über die Eigenschaften von Galaxienpopulationen haben in den vergangenen zwei Jahrzehnten das empirische Wissen über die Entstehung von Galaxien revolutioniert. Umfangreiche Untersuchungen wurden mit Breitbandphotometrie über das gesamte elektromagnetische Spektrum durchgeführt – von Röntgenstrahlen über ultraviolette und optische, nah- und ferninfrarote Strahlung bis hin zu Radiofrequenzbändern. Dabei bedienten sich die Astronomen der größten weltraumgestützten und erdgebundenen Teleskope, die uns zur Verfügung stehen. Die Max-Planck-Gruppen am MPIA (Hans-Walter Rix), am MPA (die Gruppen von Guinevere Kauffmann und Simon White) sowie am MPE (meine Gruppe und die Gruppen von Ralf Bender, Günther Hasinger und Kirpal Nandra) haben an diesen umfangreichen Untersuchungen aktiv mitgewirkt, zum Beispiel mit dem Sloan Digital Sky Survey (SDSS), dem Very Large Telescope (VLT) der Europäischen Südsternwarte, dem Hubble Weltraumteleskop (Hubble Space Telescope, HST) und in jüngster Zeit mit dem Weltraumteleskop Herschel der Europäischen Weltraumorganisation (European Space Agency, ESA). Jetzt wissen wir, dass sich die frühesten kleinen Protogalaxien schon 500 bis 800 Millionen Jahre nach dem Urknall bildeten, also als das Universum weniger als 5 Prozent seines heutigen Alters aufwies. Wie man aufgrund früherer theoretischer Studien erwartet hatte, tauchen massive Galaxien, insbesondere kugelförmige Systeme, erst später in größeren Mengen auf – einige Milliarden Jahre (Gigajahre) nach dem Urknall bzw. vor zehn Milliarden Jahren, als die Aktivität der galaktischen Sternenbildung ein ausgedehntes Maximum erreichte.

Während der gesamten kosmischen Evolution weisen die meisten sternenbildenden Galaxienpopulationen (mehr als 95 Prozent) eine ziemlich gut nachgewiesene, nahezu lineare Beziehung zwischen ihren Sternenmassen und ihrer Sternbildungsrate auf. Wenn wir weiter in die Vergangenheit blicken, bleibt die funktionale Form dieser Beziehung in etwa konstant; allerdings nimmt das Verhältnis der Sternbildungsrate zur Sternenmasse bei einer vorgegebenen Sternenmasse rasch zu. In der modernen Milchstraße entstehen pro Jahr zwei bis drei Sterne, doch vor zehn Milliarden Jahren bildeten sich in einer Galaxie von der Masse der Milchstraße die Sterne zwanzigmal schneller. Genaue, von der Extinktion durch interstellaren Staub unbeeinflusste Sternbildungsraten lieferte unlängst das vom MPE entwickelte, an Bord des Herschel-Teleskops befindliche Photometer PACS (Principal Investigator: Albrecht Poglitsch), das unter der Leitung von Dieter Lutz und seinen Kollegen die ersten tiefen, frühen Beobachtungen von staubigen, im hellen Ferninfrarot leuchtenden Galaxien ermöglichte. Diese Erkenntnisse weisen zusammen mit statistischen Studien über Haufenbildung und Häufigkeiten im Weltraum darauf hin, dass die Masse einer sternenbildenden Galaxie über einen Zeitraum von mehreren Milliarden Jahren in erster Linie aufgrund lokaler, kontinuierlicher Entstehung von Sternen zunimmt, nicht so sehr durch Verschmelzungen und/oder „Starburst“-Ereignisse.

Vergleicht man in Galaxienpopulationen die Sternenmassen mit den Massen dunkler Halos, was seit einigen Jahren durch eine Kombination der Durchmusterungen zu verschiedenen kosmischen Zeiten mit den Computersimulationen möglich ist, so zeigt sich, das die Galaxienbildung während dieser gesamten kosmischen Zeit ein ineffizienter Prozess war: Weniger als 20 Prozent der verfügbaren kosmischen Baryonen wurden in galaktische Sterne umgewandelt.

Vom Gas zum Stern und wieder zurück

Die Daten legen ebenso wie theoretische Modellierungen nahe, dass das Galaxienwachstum auf dem Höhepunkt der Entstehungszeit in einem Gleichgewicht stattfand – einem Gleichgewicht zwischen baryonischem Gas, das in die Galaxien strömte und die Sternbildung in dichten molekularen Gaswolken förderte, Gasverbrauch durch die Sternenbildung und Gasverlust in Form von Gasströmen, die durch massereiche Sterne, durch Winde und Supernova-Explosionen aus den Galaxien getrieben wurden. Diese Vorstellung wurde vor kurzem durch direkte Untersuchungen des molekularen Gasreservoirs in den jungen Galaxien getestet und bestätigt.

In der ersten großangelegten Untersuchung von kaltem Gas in weit entfernten sternenbildenden Galaxien beobachteten Linda Tacconi und ihre Mitarbeiter am MPE mit dem Millimeter-Interferometer des CNRS/MPG/IGN-Instituts IRAM auf dem Plateau de Bure im Millimeter-Wellenlängenbereich Emissionslinien des Kohlenmonoxyd-Moleküls (CO) – stellvertretend für molekularen Wasserstoff, den Hauptbestandteil von dichtem, Sterne bildendem molekularem Gas. Sie fanden heraus, dass deren Gehalt an molekularem Gas etwa vier- bis fünfmal größer war als in vergleichbaren Galaxien des benachbarten Universums, die von Guinevere Kauffmann, Amelie Saintonge und ihren Kollegen in der Studie COLDGASS CO am IRAM untersucht worden waren.

Ansonsten scheinen sich die physischen Prozesse der Sternenbildung im frühen Universum nicht von denen im lokalen Universum zu unterscheiden, genau wie im „Gasregulierungsmodell“ erwartet. Während junge Galaxien anfänglich im dichten, frühen Universum mit großen Mengen von frischem Gas versorgt wurden, gingen Gasversorgung und Gasgehalt zurück, als das Universum expandierte und ausdünnte. Darüber hinaus zeigen UV- und optische Beobachtungen, die durch verschiedene Gruppen (einschließlich unserer) durchgeführt wurden, dass in den meisten sternbildenden Galaxien vor zehn Milliarden Jahren starke galaktische Winde herrschten, die das mit schweren, während der stellaren Nukleosynthese gebildeten Atomen angereicherte Gas zurück in den Halo der Galaxie und darüber hinaus wehten. Diese Winde sind wahrscheinlich mitentscheidend dafür, dass die Effizienz der Galaxienbildung, vor allem bei niedrigen Galaxienmassen, so niedrig ist wie beobachtet.

Frühe Scheiben

Durch den Zeitreiseeffekt in der Astronomie können die Astronomen außerdem räumlich aufgelöste „In-situ“-Beobachtungen der Stern- und Gasbestandteile in den jungen Galaxien vornehmen. Die in meiner Gruppe am MPE entwickelte, durch adaptive Optik unterstützte integrale Feldspektroskopie an großen Teleskopen, insbesondere mit dem SINFONI-Spektrometer am VLT (Principal Investigator: Frank Eisenhauer), konnte außerdem zum ersten Mal die Bewegungen von ionisiertem Gas in den jungen Galaxien auflösen. Durch Messungen der Sichtliniengeschwindigkeiten aus der Dopplerverschiebung der Hα-Rekombinationslinie in verschiedenen Teilen dieser Galaxien fand Natascha Förster Schreiber (Minervagruppenleiterin an unserem Institut) mit ihrem Team heraus, dass mehr als ein Drittel der jungen, Sterne bildenden Galaxien – wie aufgrund früherer theoretischer Arbeiten vermutet – rotationsgestützte Scheiben waren, auch wenn diese Scheiben viel klumpiger, turbulenter und unruhiger sind als die Scheibe der Milchstraße.

Quenching

Eine weitere bemerkenswerte und unerwartete Erkenntnis besteht darin, dass aktiv sternbildende Galaxien nur so lange wachsen, bis sie eine „Massengrenze“ erreichen – die so genannte Schechter-Masse, die der Masse der Milchstraße nahekommt. Während der gesamten kosmischen Zeit scheinen Galaxien, sobald sie diese Grenze erreichen, ihre Sternenbildungsaktivitäten einzustellen und in die Klasse der „toten“ kugelförmigen Galaxien zu wechseln. Die für dieses „Quenching“ verantwortlichen Mechanismen sind derzeit noch nicht verstanden; Ursache ist vielleicht eine plötzlich abfallende Effizienz der Gasakkretion beziehungsweise der Wolken- oder Sternenbildung oder eine zunehmende Effizienz der von Sternen oder massereichen Schwarzen Löchern verursachten Gasausflüsse. Aufgrund der strukturellen Änderungen, die mit dem Übergang von einer scheibenförmigen zu einer kugelförmigen Gestalt einhergehen, ist es plausibel, dass Galaxienwechselwirkungen und -verschmelzungen ebenfalls an
dem Prozess beteiligt sein können.

Welche Rolle spielen massereiche Schwarze Löcher?

Neben der Milchstraße weisen anscheinend alle anderen Bulge-Galaxien und Sphäroide Galaxien im benachbarten Universum ebenfalls eine zentrale Massenkonzentration auf, bei der es sich wahrscheinlich um ein massereiches Schwarzes Loch von etwa einem Zehntelprozent der Masse der gesamten Galaxie handelt; das haben Untersuchungen unter leitender Mitwirkung von Ralf Bender am MPE ergeben. Diese massereichen Schwarzen Löcher entstanden ungefähr um dieselbe Zeit wie ihre Wirtsgalaxien. Wie die in den Observatorien NASA Chandra und ESA XMM (unter gemeinsamer Leitung von Günther Hasinger und Kirpal Nandra am MPE) durchgeführten tiefen Röntgendurchmusterungen besonders deutlich gezeigt haben, wiesen massereiche Schwarze Löcher auf dem Höhepunkt der von der Bildung massereicher Galaxien geprägten Epoche vor zehn Milliarden Jahren eine rapides Wachstum bei hoher Leuchtkraft auf. Akkretierende Schwarze Löcher wandeln typischerweise zehn bis 30 Prozent der akkretierten Restmasse in Kurzwellenstrahlung und nukleare Winde um. Diese verblüffend effiziente Energieerzeugung liefert vielleicht eine Erklärung für die oben erörterten galaktischen Winde, vielleicht auch für das „Quenching“ massereicher Galaxien.

Es ist nicht klar, wie Schwarze Löcher von derart großer Masse gebildet werden, da lediglich 1/10⁸ des ursprünglichen Drehimpulses eines Gaspartikels in der Scheibe einer Galaxie erhalten bleiben darf, wenn dieser Gaspartikel den Ereignishorizont eines Schwarzen Lochs überqueren soll. Galaxienverschmelzungen wurden als ein Mittel zur ausreichenden Reduzierung des Drehimpulses vorgeschlagen. Eine weitere Möglichkeit könnten die großen Gasanteile junger Galaxien sein, da eine geringfügig stabile, gasreiche Scheibe naturgemäß eine große interne, durch Gravitationsdrehmomente vermittelte „Reibung“ aufweist und dadurch eine effiziente interne Gasakkretion auf den Kern fördern könnte.

Die Auswirkungen der MPG-Forschung über Galaxienentwicklung

Die Entwicklung von Galaxien, ein sehr umfangreiches und aktives Gebiet der modernen astrophysikalischen Forschung, wurde bis vor kurzem vollständig von Gruppen in den Vereinigten Staaten und Großbritannien dominiert. Die von ESO und ESA angebotenen leistungsstarken Einrichtungen und Missionen verschafften europäischen Forschern eine hervorragende Gelegenheit, eine immer bedeutendere Rolle in diesem sich rasch entwickelnden Forschungsgebiet zu spielen. Wie gezeigt, haben verschiedene experimentelle, beobachtende und theoretische Projekte an drei der astrophysikalisch arbeitenden MPIs (MPA, MPE und MPIA) der MPG-Forschung über Galaxienentwicklung in diesem Feld einen Spitzenplatz verschafft – bei einer großen Bandbreite an Methoden.